نوح

📅 آخر تحديث: ٦ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٦ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 16 صور
الموسوعة الحرة
نوح
خريطة MOLA الملونة لتضاريس نوح ، المنطقة النموذجية لنظام نوح. لاحظ التشابه السطحي مع المرتفعات القمرية . تشير الألوان إلى الارتفاع، حيث الأحمر في الأعلى والأزرق البنفسجي في الأسفل. السمة الزرقاء في أسفل اليمين هي الجزء الشمالي الغربي من حوض تأثير هيلاس العملاق .
التسلسل الزمني
الأقسام الفرعيةنوح المبكر

نوح الأوسط

أواخر العصر النوحي
معلومات الاستخدام
جسم سماويالمريخ
مقياس(ات) الوقت المستخدمالجدول الزمني الجيولوجي للمريخ
تعريف
الوحدة الزمنيةفترة
الوحدة الطبقيةنظام
قسم النوعنواكش تيرا

العصر النوحي هو نظام جيولوجي وفترة زمنية مبكرة على كوكب المريخ تتميز بمعدلات عالية من اصطدامات النيازك والكويكبات والوجود المحتمل للمياه السطحية الوفيرة . [1] العمر المطلق لفترة نوح غير مؤكد ولكنه يتوافق على الأرجح مع فترة ما قبل النكتارية القمرية إلى فترة إمبريان المبكرة [2] من 4100 إلى 3700 مليون سنة مضت، خلال الفترة المعروفة باسم القصف الثقيل المتأخر . [3] تشكلت العديد من أحواض الاصطدام الكبيرة على القمر والمريخ في هذا الوقت. فترة نوح تعادل تقريبًا الدهور الهاديانية والأركية المبكرة على الأرض عندما نشأت أشكال الحياة الأولى على الأرض على الأرجح. [4]

التضاريس التي تعود إلى عصر نوح على المريخ هي مواقع هبوط رئيسية للمركبات الفضائية للبحث عن أدلة أحفورية على الحياة . [5] [6] [7] خلال عصر نوح، كان الغلاف الجوي للمريخ أكثر كثافة مما هو عليه اليوم، وربما كان المناخ دافئًا بدرجة كافية (على الأقل بشكل متقطع) للسماح بهطول الأمطار. [8] كانت البحيرات والأنهار الكبيرة موجودة في نصف الكرة الجنوبي، [9] [10] وربما غطى المحيط السهول الشمالية المنخفضة. [11] [12] حدث نشاط بركاني واسع النطاق في منطقة ثارسيس ، مما أدى إلى تراكم كتل هائلة من المواد البركانية ( انتفاخ ثارسيس ) وإطلاق كميات كبيرة من الغازات في الغلاف الجوي. [3] أنتج تجوية الصخور السطحية مجموعة متنوعة من المعادن الطينية ( السيليكات الرقائقية ) التي تشكلت في ظل ظروف كيميائية مواتية للحياة الميكروبية . [13] [14]

على الرغم من وجود أدلة جيولوجية وفيرة على وجود مياه سطحية في وقت مبكر من تاريخ المريخ، فإن طبيعة وتوقيت الظروف المناخية التي حدثت فيها تلك المياه هي موضوع نقاش علمي قوي. [15] اليوم المريخ عبارة عن صحراء باردة شديدة الجفاف بمتوسط ​​ضغط جوي أقل من 1٪ من ضغط الأرض. الماء السائل غير مستقر وسوف يتجمد أو يتبخر اعتمادًا على الموسم والموقع (انظر الماء على المريخ ). كان التوفيق بين الأدلة الجيولوجية لوديان الأنهار والبحيرات مع نماذج المناخ الحاسوبية للمريخ نوح تحديًا كبيرًا. [16] تواجه النماذج التي تفترض وجود جو كثيف من ثاني أكسيد الكربون وتأثير الاحتباس الحراري الناتج عنه صعوبة في إعادة إنتاج درجات الحرارة المتوسطة الأعلى اللازمة لوفرة المياه السائلة. ويرجع هذا جزئيًا إلى أن المريخ يتلقى أقل من نصف الإشعاع الشمسي الذي تتلقاه الأرض ولأن الشمس خلال نوح كانت حوالي 75٪ فقط من سطوعها كما هي اليوم. [17] [18] ونتيجة لذلك، يفضل بعض الباحثين الآن مناخًا عامًا في عصر نوح كان "باردًا وجليديًا" تخللته فترات مناخية قصيرة (مئات إلى آلاف السنين) دافئة بدرجة كافية لإذابة الجليد السطحي وإنتاج السمات النهرية التي نراها اليوم. [19] يزعم باحثون آخرون أن المريخ كان شبه جاف في وقت مبكر مع فترات عابرة على الأقل من هطول الأمطار الدافئة بسبب الغلاف الجوي المكون من ثاني أكسيد الكربون والهيدروجين. [20] تظل أسباب فترات الاحترار غير واضحة ولكنها قد تكون بسبب التأثيرات الكبيرة أو الانفجارات البركانية أو القوى المدارية . على أي حال، يبدو من المحتمل أن المناخ طوال عصر نوح لم يكن دافئًا ورطبًا بشكل موحد. [21] على وجه الخصوص، يبدو أن الكثير من نشاط تكوين الأنهار والبحيرات قد حدث على مدى فترة قصيرة نسبيًا في نهاية عصر نوح وامتد إلى عصر هسبيري المبكر . [22] [23] [24]

الوصف وأصل الاسم

تم تسمية نظام وفترة نوح على اسم Noachis Terra (حرفيًا "أرض نوح ")، وهي منطقة مرتفعة مليئة بالحفر غرب حوض هيلاس . تقع منطقة النوع لنظام نوح في رباعي نوح (MC-27) حول 40 درجة جنوبًا 340 درجة غربًا / 40 درجة جنوبًا 340 درجة غربًا / -40؛ -340 . [2] على نطاق واسع (>100 متر)، تكون أسطح نوح شديدة التلال والوعرة، وتشبه سطحيًا المرتفعات القمرية . تتكون تضاريس نوح من بطانيات مقذوفة متداخلة ومتداخلة من العديد من الحفر القديمة. كما تعد مواد الحافة الجبلية والصخور القاعدية المرتفعة من أحواض التأثير الكبيرة شائعة أيضًا. [25] (انظر جبل أنسيريس ، على سبيل المثال.) كثافة عدد الفوهات الصدمية الكبيرة عالية جدًا، حيث يوجد حوالي 200 حفرة يزيد قطرها عن 16 كم لكل مليون كم 2. [26] تغطي الوحدات التي يعود عمرها إلى عصر نوح 45٪ من سطح المريخ؛ [ 27] توجد بشكل أساسي في المرتفعات الجنوبية للكوكب، ولكنها موجودة أيضًا في مناطق كبيرة في الشمال، مثل تيمبي وزانثي تيرا، وآكيرون فوساي ، وحول حوض إيزيديس ( ليبيا مونتيس ). [28] [29]

Pre-NoachianNoachianHesperianAmazonian (Mars)
الفترات الزمنية المريخية (منذ ملايين السنين)

العصور:

فترات زمنية على كوكب المريخ (منذ ملايين السنين)

نوحالتسلسل الزمنيوعلم الطبقات الأرضية

مقطع عرضي تخطيطي للصورة على اليسار. يتم تفسير وحدات السطح على أنها سلسلة من الطبقات ( الطبقات )، حيث تكون الأحدث في الأعلى والأقدم في الأسفل وفقًا لقانون التراكب .
صورة HiRISE توضح مبدأ التراكب ، وهو المبدأ الذي يسمح للجيولوجيين بتحديد الأعمار النسبية لوحدات السطح. تدفق الحمم البركانية الداكن اللون يغطي (أصغر سنًا من) التضاريس ذات اللون الفاتح والمليئة بالحفر (تدفق الحمم البركانية الأقدم؟) على اليمين. قذفات الحفرة في المنتصف تغطي كلتا الوحدتين، مما يشير إلى أن الحفرة هي أحدث سمة في الصورة. (انظر المقطع العرضي التخطيطي، على اليمين).

تعتمد الفترات الزمنية المريخية على رسم الخرائط الجيولوجية لوحدات السطح من صور المركبات الفضائية . [25] [30] وحدة السطح هي تضاريس ذات ملمس مميز أو لون أو بياض أو خاصية طيفية أو مجموعة من أشكال الأرض التي تميزها عن وحدات السطح الأخرى وهي كبيرة بما يكفي لعرضها على الخريطة. [31] يستخدم راسمو الخرائط نهجًا طبقيًا رائدًا في أوائل الستينيات للدراسات التصويرية الجيولوجية للقمر . [ 32] على الرغم من أنها تستند إلى خصائص السطح، فإن وحدة السطح ليست السطح نفسه أو مجموعة أشكال الأرض . إنها وحدة جيولوجية مستنتجة (على سبيل المثال، التكوين ) تمثل جسمًا صخريًا يشبه الصفيحة أو الإسفين أو الجدولي يقع تحت السطح. [33] [34] قد تكون وحدة السطح عبارة عن رواسب من فوهة البركان أو تدفق الحمم البركانية أو أي سطح يمكن تمثيله في ثلاثة أبعاد كطبقة منفصلة يحدها أعلى أو أسفل وحدات مجاورة (موضحة على اليمين). باستخدام مبادئ مثل التراكب (الموضح على اليسار)، والعلاقات المتقاطعة ، وعلاقة كثافة الحفرة الصدمية بالعمر، يمكن للجيولوجيين وضع الوحدات في تسلسل عمري نسبي من الأقدم إلى الأحدث. يتم تجميع الوحدات ذات العمر المتشابه عالميًا في وحدات زمنية طبقية أكبر ( كرونوستراتغرافية )، تسمى الأنظمة . بالنسبة للمريخ، يتم تعريف أربعة أنظمة: ما قبل نوح، ونوح، وهسبيري ، وأمازوني. الوحدات الجيولوجية الواقعة أسفل (أقدم من) نوح تسمى بشكل غير رسمي ما قبل نوح . [35] المعادل الجيولوجي الزمني ( الجيوكرونولوجي ) للنظام نوح هو فترة نوح. تشكلت أو ترسبت وحدات الصخور أو السطح لنظام نوح خلال فترة نوح.

النظام مقابل الفترة

هـ هـ
أجزاء من الصخور ( الطبقات ) في علم التسلسل الزمني فترات زمنية في علم التاريخ الجيولوجي ملاحظات (المريخ)
إيونوثيم إيون لا تستخدم للمريخ
إيرثيم عصر لا تستخدم للمريخ
نظام فترة 3 إجمالي؛ 10 8 إلى 10 9 سنوات في الطول
مسلسل العصر 8 إجماليًا؛ 10 من 7 إلى 10 8 سنوات في الطول
منصة عمر لا تستخدم للمريخ
كرونوزون كرون أصغر من عمر/مرحلة؛ لا يستخدمه مقياس ICS الزمني

لا يمكن استخدام مصطلحي النظام والفترة بالتبادل في المصطلحات الطبقية الرسمية، على الرغم من الخلط بينهما بشكل متكرر في الأدبيات الشعبية. النظام هو عمود طبقي مثالي يعتمد على السجل الصخري المادي لمنطقة النوع (مقطع النوع) المرتبط بمقاطع الصخور من العديد من المواقع المختلفة في جميع أنحاء الكوكب. [37] يرتبط النظام من أعلى ومن أسفل بطبقات ذات خصائص مختلفة تمامًا (على الأرض، عادةً ما تكون حفريات مؤشرية ) تشير إلى تغييرات دراماتيكية (غالبًا ما تكون مفاجئة) في الحيوانات السائدة أو الظروف البيئية. (انظر حدود العصر الطباشيري-الباليوجيني كمثال).

في أي مكان، من المحتمل أن تحتوي أقسام الصخور في نظام معين على فجوات ( عدم توافق ) تشبه الصفحات المفقودة من كتاب. في بعض الأماكن، تكون صخور النظام غائبة تمامًا بسبب عدم الترسيب أو التآكل اللاحق. على سبيل المثال، لا توجد صخور النظام الطباشيري في معظم المناطق الداخلية الوسطى الشرقية للولايات المتحدة. ومع ذلك، فإن الفترة الزمنية للعصر الطباشيري (العصر الطباشيري) لا تزال تحدث هناك. وبالتالي، فإن الفترة الجيولوجية تمثل الفترة الزمنية التي تم خلالها ترسب طبقات النظام، بما في ذلك أي فترات زمنية غير معروفة موجودة في الفجوات. [37] يتم قياس الفترات بالسنوات، ويتم تحديدها من خلال التأريخ الإشعاعي . على المريخ، لا تتوفر الأعمار الإشعاعية إلا من النيازك المريخية التي لا يُعرف مصدرها وسياقها الطبقي. بدلاً من ذلك، يتم تحديد الأعمار المطلقة على المريخ من خلال كثافة الحفر الاصطدامية، والتي تعتمد بشكل كبير على نماذج تكوين الحفر بمرور الوقت. [38] وعليه، فإن تواريخ البداية والنهاية لفترات المريخ غير مؤكدة، وخاصة بالنسبة للحدود الهسبيرية/الأمازونية، والتي قد تكون خاطئة بعامل 2 أو 3. [35] [39]

الاتصال الجيولوجي بين النظامين النوحي والهسبيري. تتداخل السهول المتعرجة الهسبيرية (Hr) مع السهول المتعرجة النوحية القديمة (Npl). لاحظ أن السهول المتعرجة تدفن جزئيًا العديد من الفوهات القديمة التي تعود إلى عصر النوحي. الصورة عبارة عن فسيفساء بالأشعة تحت الحمراء من THEMIS ، استنادًا إلى صورة فايكنج مماثلة موضحة في Tanaka et al. (1992)، الشكل 1أ، ص 352.

الحدود والتقسيمات الفرعية

في العديد من مناطق الكوكب، يغطي الجزء العلوي من نظام نوح مواد سهول ذات حواف متفرقة وقليلة الحفر تُفسَّر على أنها عبارة عن بازلت فيضي هائل مماثل في تكوينه للبحار القمرية . تشكل هذه السهول المتعرجة قاعدة نظام هسبيريان الأصغر (الصورة على اليمين). لم يتم تحديد الحد الطبقي السفلي لنظام نوح رسميًا. تم تصور النظام في الأصل ليشمل وحدات صخرية يعود تاريخها إلى تكوين القشرة قبل 4500 مليون سنة. [25] ومع ذلك، يشير العمل الذي قام به هربرت فراي وزملاؤه في مركز جودارد لرحلات الفضاء التابع لوكالة ناسا باستخدام بيانات مقياس الارتفاع بالليزر المداري للمريخ (MOLA) إلى أن المرتفعات الجنوبية للمريخ تحتوي على العديد من أحواض الاصطدام المدفونة (تسمى المنخفضات شبه الدائرية أو QCDs) والتي هي أقدم من الأسطح المرئية التي تعود إلى عصر نوح والتي تسبق تأثير هيلاس. يقترح أن تأثير هيلاس يجب أن يمثل قاعدة نظام نوح. إذا كان فراي على حق، فإن الكثير من الصخور الأساسية في المرتفعات المريخية يعود تاريخها إلى ما قبل عصر نوح، ويعود تاريخها إلى أكثر من 4100 مليون سنة. [40]

ينقسم نظام نوح إلى ثلاث سلاسل كرونوستراتغرافية : نوح السفلي، نوح الأوسط، ونوح العلوي. تستند السلسلة إلى مراجع أو مواقع على الكوكب حيث تشير وحدات السطح إلى حلقة جيولوجية مميزة، يمكن التعرف عليها بمرور الوقت من خلال عمر الحفر والموقع الطبقي. على سبيل المثال، فإن المرجع لنوح العلوي هو منطقة من السهول الملساء بين الحفر شرق حوض أرغير . تقع السهول فوق (أحدث من) التضاريس الوعرة ذات الحفر في نوح الأوسط وتقع تحت (أقدم من) السهول الأقل حفرًا وتلالًا في سلسلة هسبيريا السفلى. [2] [41] وحدات الزمن الجيولوجي المقابلة (الزمن الجيولوجي) لسلسلة نوح الثلاث هي عصر نوح المبكر، ونوح الأوسط، ونوح المتأخر . لاحظ أن العصر هو تقسيم فرعي لفترة؛ المصطلحان ليسا مترادفين في علم الطبقات الرسمي.

عصور نوح (منذ ملايين السنين) [35]

غالبًا ما تكون المصطلحات الطبقية مربكة للجيولوجيين وغير الجيولوجيين على حد سواء. إحدى الطرق لتجاوز الصعوبة هي المثال التالي: يمكنك بسهولة الذهاب إلى سينسيناتي بولاية أوهايو وزيارة نتوء صخري في سلسلة الأوردوفيشي العلوي من النظام الأوردوفيشي . يمكنك حتى جمع ثلاثيات الفصوص الأحفورية هناك. ومع ذلك، لا يمكنك زيارة العصر الأوردوفيشي المتأخر في العصر الأوردوفيشي وجمع ثلاثيات الفصوص الفعلية.

لقد تم تطبيق نظام التسمية الطبقية الرسمي القائم على الأرض بنجاح على المريخ لعدة عقود الآن ولكنه يعاني من العديد من العيوب. لا شك أن النظام سوف يتم تحسينه أو استبداله مع توفر المزيد من البيانات الأفضل. [42] (انظر الجدول الزمني المعدني أدناه كمثال للبديل.) من الواضح أن الحصول على الأعمار الإشعاعية على عينات من وحدات سطحية محددة أمر ضروري لفهم أكثر اكتمالاً لتاريخ المريخ والتسلسل الزمني. [43]

المريخ في العصر النوحي

تصور فني لكوكب المريخ الرطب المبكر. تظهر ملامح هسبيرية متأخرة (قنوات تدفق)، لذا فإن هذا لا يقدم صورة دقيقة للمريخ النوحي، لكن المظهر العام للكوكب من الفضاء ربما كان مشابهًا. لاحظ على وجه الخصوص وجود محيط كبير في نصف الكرة الشمالي (أعلى اليسار) وبحر يغطي هيلاس بلانيتيا (أسفل اليمين).

تتميز فترة نوح عن الفترات اللاحقة بمعدلات عالية من التأثيرات والتآكل وتكوين الوديان والنشاط البركاني وتآكل الصخور السطحية لإنتاج كميات وفيرة من السيليكات الطينية . تشير هذه العمليات إلى مناخ عالمي أكثر رطوبة مع ظروف دافئة عرضية على الأقل. [3]

الحفر الناتجة عن الاصطدام

تشير سجلات الحفر القمرية إلى أن معدل التأثيرات في النظام الشمسي الداخلي قبل 4000 مليون سنة كان أعلى بمقدار 500 مرة من اليوم. [44] خلال عصر نوح، تشكلت حفرة قطرها حوالي 100 كيلومتر على المريخ كل مليون عام، [3] مع معدل تأثيرات أصغر أعلى بشكل كبير. [أ] من شأن مثل هذه المعدلات العالية من التأثير أن تؤدي إلى كسر القشرة إلى أعماق عدة كيلومترات [46] وترك رواسب سميكة من القذف عبر سطح الكوكب. من شأن التأثيرات الكبيرة أن تؤثر بشكل عميق على المناخ من خلال إطلاق كميات هائلة من القذف الساخن الذي أدى إلى تسخين الغلاف الجوي والسطح إلى درجات حرارة عالية. [47] ربما لعبت معدلات التأثير العالية دورًا في إزالة الكثير من الغلاف الجوي المبكر للمريخ من خلال تآكل التأثير. [48]

شبكة وديان متفرعة من وادي واريغو ( رباعي ثوماسيا )، كما شوهدت بواسطة مسبار فايكنج. توفر شبكات الوديان مثل هذه بعضًا من أقوى الأدلة على حدوث جريان سطحي على المريخ في وقت مبكر. [49]

بالقياس على القمر، أنتجت التأثيرات المتكررة منطقة من الصخور المتشققة والبريشيا في القشرة العليا تسمى الميجاريجوليث. [50] سمحت المسامية العالية ونفاذية الميجاريجوليث بالتسلل العميق للمياه الجوفية . أنتجت الحرارة الناتجة عن التأثير والتي تتفاعل مع المياه الجوفية أنظمة حرارية مائية طويلة العمر كان من الممكن استغلالها بواسطة الكائنات الحية الدقيقة المحبة للحرارة ، إن وجدت. [51] تشير النماذج الحاسوبية لانتقال الحرارة والسوائل في قشرة المريخ القديمة إلى أن عمر النظام الحراري المائي الناتج عن التأثير يمكن أن يكون مئات الآلاف إلى ملايين السنين بعد التأثير. [52]

شبكات التآكل والوديان

تتميز معظم فوهات نوح الكبيرة بمظهر مهترئ، مع حواف شديدة التآكل وداخل مملوء بالرواسب. تشير الحالة المتدهورة لفوهات نوح، مقارنة بالمظهر البكر تقريبًا لفوهات هسبيريا التي يرجع تاريخها إلى بضع مئات من ملايين السنين فقط، إلى أن معدلات التآكل كانت أعلى (حوالي 1000 إلى 100000 مرة [53] ) في نوح مقارنة بالفترات اللاحقة. [3] يشير وجود تضاريس متآكلة جزئيًا (محفورة) في المرتفعات الجنوبية إلى أن ما يصل إلى 1 كم من المواد قد تآكلت خلال فترة نوح. يُعتقد أن معدلات التآكل العالية هذه، على الرغم من أنها لا تزال أقل من المعدلات الأرضية المتوسطة، تعكس ظروفًا بيئية أكثر رطوبة وربما أكثر دفئًا. [54]

ربما كانت معدلات التآكل المرتفعة خلال العصر النوحي ترجع إلى هطول الأمطار والجريان السطحي . [8] [55] العديد من التضاريس التي تعود إلى عصر نوح على المريخ (ولكن ليس كلها) مقسمة بكثافة بواسطة شبكات الوديان . [3] شبكات الوديان هي أنظمة متفرعة من الوديان تشبه ظاهريًا أحواض تصريف الأنهار الأرضية . على الرغم من أن أصلها الرئيسي (تآكل الأمطار، أو استنزاف المياه الجوفية ، أو ذوبان الثلوج) لا يزال موضع نقاش، إلا أن شبكات الوديان نادرة في فترات المريخ اللاحقة، مما يشير إلى ظروف مناخية فريدة في عصر نوح.

تم تحديد مرحلتين منفصلتين على الأقل من تكوين شبكة الوديان في المرتفعات الجنوبية. تظهر الوديان التي تشكلت في أوائل إلى منتصف عصر نوح نمطًا كثيفًا ومتكاملًا جيدًا من الروافد التي تشبه عن كثب أنماط الصرف التي تشكلت بسبب هطول الأمطار في المناطق الصحراوية من الأرض. عادةً ما تحتوي الوديان الأصغر سنًا من أواخر عصر نوح إلى أوائل عصر هسبيري على عدد قليل فقط من الروافد القصيرة مع مناطق بينية (مناطق مرتفعة بين الروافد) واسعة وغير مشرحة. تشير هذه الخصائص إلى أن الوديان الأصغر سنًا تشكلت بشكل أساسي من خلال استنزاف المياه الجوفية . إذا كان هذا الاتجاه المتمثل في تغيير أشكال الوديان بمرور الوقت حقيقيًا، فسيشير ذلك إلى تغير في المناخ من المريخ الرطب والدافئ نسبيًا، حيث كان هطول الأمطار ممكنًا في بعض الأحيان، إلى عالم أكثر برودة وجفافًا حيث كان هطول الأمطار نادرًا أو غائبًا. [56]

البحيرات والمحيطات

دلتا في فوهة إيبرسفالد، كما تم رصدها بواسطة مستكشف المريخ العالمي .
طبقات من السيليكات والكبريتات المكشوفة في تل الرواسب داخل فوهة جيل ( HiRISE ).

تتجمع المياه المتدفقة عبر شبكات الوادي في المناطق الداخلية المنخفضة من الحفر وفي المنخفضات الإقليمية بين الحفر لتكوين بحيرات كبيرة. تم تحديد أكثر من 200 بحيرة نوحية في المرتفعات الجنوبية، بعضها بحجم بحيرة بايكال أو بحر قزوين على الأرض. [57] تُظهر العديد من الحفر النوحية قنوات تدخل من جانب وتخرج من الجانب الآخر. يشير هذا إلى أنه كان لابد من وجود بحيرات كبيرة داخل الحفرة مؤقتًا على الأقل حتى يصل الماء إلى مستوى مرتفع بما يكفي لاختراق حافة الحفرة المقابلة. توجد دلتا أو مراوح بشكل شائع حيث يدخل الوادي إلى قاع الحفرة. تحدث أمثلة مذهلة بشكل خاص في فوهة إبرسوالد ، وفوهة هولدن ، ومنطقة نيلي فوساي ( فوهة جيزرو ). تُظهر فوهات كبيرة أخرى (على سبيل المثال، فوهة جيل ) رواسب داخلية أو تلال ذات طبقات دقيقة ربما تكونت من الرواسب المترسبة في قيعان البحيرات. [3]

يقع جزء كبير من النصف الشمالي من المريخ على ارتفاع أقل بحوالي 5 كم من المرتفعات الجنوبية. [58] وقد كان هذا التقسيم موجودًا منذ عصر ما قبل نوح. [59] ومن المتوقع أن تتجمع المياه المتدفقة من المرتفعات الجنوبية خلال عصر نوح في نصف الكرة الشمالي، لتشكل محيطًا (المحيط الشمالي [60] ). لسوء الحظ، لا يزال وجود وطبيعة محيط نوح غير مؤكد لأن النشاط الجيولوجي اللاحق قد محى الكثير من الأدلة الجيومورفولوجية . [3] تم تحديد آثار العديد من الشواطئ المحتملة التي تعود إلى عصر نوح وعصر هسبيريا على طول حدود التقسيم، [61] [62] ولكن تم الطعن في هذا الدليل. [63] [64] تشير خطوط الشواطئ القديمة المرسومة داخل هيلاس بلانيتيا ، إلى جانب أدلة جيومورفولوجية أخرى، إلى أن بحيرات كبيرة مغطاة بالجليد أو بحرًا غطى الجزء الداخلي من حوض هيلاس خلال فترة نوح. [65] في عام 2010، استخدم الباحثون التوزيع العالمي لشبكات الدلتا والوديان للدفاع عن وجود خط ساحلي نوح في نصف الكرة الشمالي. [12] وعلى الرغم من ندرة الأدلة الجيومورفولوجية، إذا كان المريخ النوحي يحتوي على مخزون كبير من المياه وظروف دافئة، كما تشير خطوط أخرى من الأدلة، فإن المسطحات المائية الكبيرة كانت لتتراكم بالتأكيد في المنخفضات الإقليمية مثل حوض الأراضي المنخفضة الشمالية وهيلاس. [3]

النشاط البركاني

كان العصر النوحي أيضًا وقتًا للنشاط البركاني المكثف، وكان معظمه متمركزًا في منطقة ثارسيس . [3] يُعتقد أن الجزء الأكبر من انتفاخ ثارسيس قد تراكم بحلول نهاية العصر النوحي. [66] ربما لعب نمو ثارسيس دورًا مهمًا في إنتاج الغلاف الجوي للكوكب وتآكل الصخور على السطح. وفقًا لتقدير واحد، يحتوي انتفاخ ثارسيس على حوالي 300 مليون كيلومتر مكعب من المواد النارية. بافتراض أن الصهارة التي شكلت ثارسيس تحتوي على ثاني أكسيد الكربون (CO 2 ) وبخار الماء بنسب مماثلة لتلك التي لوحظت في الحمم البازلتية في هاواي ، فإن الكمية الإجمالية للغازات المنبعثة من صهارة ثارسيس يمكن أن تنتج غلافًا جويًا من ثاني أكسيد الكربون يبلغ ضغطه 1.5 بار وطبقة عالمية من الماء بعمق 120 مترًا. [3]

أربعة نتوءات صخرية من العصر النوحي السفلي تظهر علامات طيفية لتغير المعادن بفعل الماء. ( صور CRISM و HiRISE من مركبة استطلاع المريخ المدارية )

كما حدث نشاط بركاني واسع النطاق في المرتفعات المليئة بالحفر خارج منطقة ثارسيس، ولكن لا يوجد سوى القليل من الأدلة الجيومورفولوجية المتبقية لأن الأسطح أعيد تشكيلها بشدة بسبب التأثير. [3] تشير الأدلة الطيفية من المدار إلى أن صخور المرتفعات تتكون في المقام الأول من البازلت في التركيب، وتتكون من معادن البيروكسين وفلسبار البلاجيوكلاز والزبرجد . [67] قد تكون الصخور التي تم فحصها في تلال كولومبيا بواسطة مركبة استكشاف المريخ (MER) سبيريت نموذجية لصخور المرتفعات التي تعود إلى عصر نوح في جميع أنحاء الكوكب. [68] تتكون الصخور بشكل أساسي من البازلت المتدهور مع مجموعة متنوعة من القوام التي تشير إلى تشققات شديدة وتكسير من التأثير والتغيير بواسطة السوائل الحرارية المائية. ربما تكون بعض صخور تلال كولومبيا قد تشكلت من تدفقات الحمم البركانية . [3]

منتجات التجوية

وفرة الزبرجد الزيتوني في الصخور التي يعود عمرها إلى عصر نوح مهمة لأن الزبرجد الزيتوني يتعرى بسرعة إلى معادن طينية ( سيليكات فيلوية ) عند تعرضه للماء. لذلك، يشير وجود الزبرجد الزيتوني إلى أن تآكل المياه المطول لم يحدث عالميًا على المريخ المبكر. ومع ذلك، تشير الدراسات الطيفية والطبقية للنتوءات الصخرية النوحية من المدار إلى أن الزبرجد الزيتوني يقتصر في الغالب على صخور سلسلة نوح العليا (المتأخرة). [3] في العديد من مناطق الكوكب (وأبرزها Nili Fossae و Mawrth Vallis )، كشفت التآكلات أو التأثيرات اللاحقة عن وحدات ما قبل نوح ونوح السفلى الأقدم الغنية بالسيليكات الفيلو. [69] [70] تتطلب السيليكات الفيلو بيئة قلوية غنية بالمياه لتتشكل. في عام 2006، اقترح الباحثون باستخدام أداة OMEGA على مركبة الفضاء Mars Express عصرًا مريخيًا جديدًا يسمى Phyllocian، وهو يتوافق مع حقبة ما قبل نوح/ نوح المبكرة حيث كانت المياه السطحية والتجوية المائية شائعة. كما تم اقتراح حقبتين لاحقتين، Theiikian و Siderikian. [13] يرتبط العصر الفيلوسي بعمر تكوين شبكة الوديان المبكرة على المريخ. يُعتقد أن الرواسب من هذا العصر هي أفضل المرشحين للبحث عن أدلة على الحياة الماضية على الكوكب.

انظر أيضا

ملحوظات

  1. ^ يتبع توزيع حجم الكويكبات التي تعبر الأرض والتي يزيد قطرها عن 100 متر منحنى قانون القوة العكسية من النموذج N = kD −2.5 ، حيث N هو عدد الكويكبات التي يزيد قطرها عن D. [45] الكويكبات ذات الأقطار الأصغر موجودة بأعداد أكبر بكثير من الكويكبات ذات الأقطار الكبيرة.

مراجع

  1. ^ آموس، جوناثان (10 سبتمبر 2012). "الطين في الحمم البركانية في المحيط الهادئ يتحدى فكرة المريخ الرطب المبكر". بي بي سي نيوز .
  2. ^ abc Tanaka, KL (1986). "The Stratigraphy of Mars". J. Geophys. Res . 91 (B13): E139–E158. Bibcode :1986JGR....91E.139T. doi :10.1029/JB091iB13p0E139.
  3. ^ abcdefghijklmn Carr, MH; Head, JW (2010). "التاريخ الجيولوجي للمريخ". Earth Planet. Sci. Lett . 294 (3–4): 185–203. Bibcode :2010E&PSL.294..185C. doi :10.1016/j.epsl.2009.06.042.
  4. ^ أبراموف، أو.؛ ​​مويزسيس، إس جيه (2009). "قابلية الأرض الهادية للسكنى الميكروبية أثناء القصف الثقيل المتأخر". مجلة نيتشر . 459 (7245): 419-422. رمز Bibcode :2009Natur.459..419A. doi :10.1038/nature08015. PMID  19458721. S2CID  3304147.
  5. ^ جروتزينجر، ج. (2009). "ما وراء الماء على المريخ". مجلة علوم الأرض الطبيعية . 2 (4): 231-233. رمز Bibcode :2009NatGe...2..231G. doi :10.1038/ngeo480.
  6. ^ Grant, JA; et al. (2010). "The Science Process for Selecting the Landing Site for the 2011 Mars Science Laboratory" (PDF) . Planet. Space Sci . 59 (11–12): 1114–1127. doi :10.1016/j.pss.2010.06.016.
  7. ^ أندرسون، ر.س. دوم، ج.م. بوكزكوفسكي، د.. ويريك، د.ي. (2022). تضاريس نوح المبكرة: آثار التطور المبكر للمريخ. إيكاروس، 387، 115-170.
  8. ^ ab Craddock, RA; Howard, AD (2002). "The Case for Rainfall on a Warm, Wet Early Mars". J. Geophys. Res . 107 (E11): 5111. Bibcode :2002JGRE..107.5111C. CiteSeerX 10.1.1.485.7566 . doi :10.1029/2001JE001505. 
  9. ^ Malin, MC; Edgett, KS (2003). "Evidence for Persistent Flow and Aqueous Sedimentation on Early Mars". Science . 302 (5652): 1931–1934. Bibcode :2003Sci...302.1931M. doi : 10.1126/science.1090544 . PMID  14615547. S2CID  39401117.
  10. ^ إيروين ، ر.ب. وآخرون. (2002). “حوض باليوليك كبير على رأس معاديم فاليس، المريخ”. علوم . 296 (5576): 2209–12. بيب كود :2002Sci...296.2209R. دوى :10.1126/science.1071143. بميد  12077414. S2CID  23390665.
  11. ^ كليفورد، إس إم؛ باركر، تي جيه (2001). "تطور الغلاف المائي المريخي: الآثار المترتبة على مصير المحيط البدائي والحالة الحالية للسهول الشمالية". إيكاروس . 154 (1): 40-79. رمز Bibcode :2001Icar..154...40C. doi :10.1006/icar.2001.6671.
  12. ^ ab Di Achille, G.; Hynek, BM (2010). "المحيط القديم على المريخ مدعوم بالتوزيع العالمي للدلتا والوديان". Nature Geoscience . 3 (7): 459–463. Bibcode :2010NatGe...3..459D. doi :10.1038/NGEO891.
  13. ^ ab Bibring, J.-P.; et al. (2006). "Global Mineralogical and Aqueous Mars History Derived from OMEGA/Mars Express Data". Science . 312 (5772): 400–404. Bibcode :2006Sci...312..400B. doi :10.1126/science.1122659. PMID  16627738.
  14. ^ Bishop, JL; et al. (2008). "Phyllosilicate Diversity and Past Aqueous Activity Revealed at Mawrth Vallis, Mars" (PDF) . Science (مخطوطة مقدمة). 321 (5890): 830–833. Bibcode : 2008Sci ...321..830B. doi :10.1126/science.1159699. PMC 7007808. PMID  18687963. 
  15. ^ وردزورث، ر. إهلمان، ب.؛ فورجيت، ف.؛ هابرل، ر.؛ هيد، ج.؛ كيربر، ل. (2018). نقاش صحي حول المريخ المبكر (رسالة إلى المحرر). مجلة علوم الأرض الطبيعية، 11، 888.
  16. ^ Kite, ES (2019). القيود الجيولوجية على مناخ المريخ المبكر. مجلة علوم الفضاء. 215 (10)، https://doi.org/10.1007/s11214-018-0575-5.
  17. ^ وردزورث، ر. وآخرون (2013). النمذجة العالمية لمناخ المريخ المبكر تحت غلاف جوي أكثر كثافة من ثاني أكسيد الكربون : دورة المياه وتطور الجليد. إيكاروس، 222، 1-19.
  18. ^ Gough, DO (1981). البنية الداخلية للشمس واختلافات السطوع. Solar Physics، 74 (1)، 21–34. https://doi.org/10.1007/BF00151270.
  19. ^ Fastook, JL,; Head, JW (2015). التجلد في المرتفعات الجليدية في أواخر عصر نوح: تراكم الجليد وتوزيعه ومعدلات التدفق ومعدلات الذوبان القاعدي ومعدلات الذوبان من أعلى إلى أسفل وأنماطه. علوم الكواكب والفضاء، 106، 82-98. https://doi.org/10.1016/j.pss.2014.11.028
  20. ^ راميريز، ر.م؛ كرادوك، ر.أ (2018). الحجة الجيولوجية والمناخية لكوكب المريخ المبكر الأكثر دفئًا ورطوبة. مجلة علوم الأرض الطبيعية، 11، ص 230-237.
  21. ^ وردزورث، ر. (2016). مناخ المريخ المبكر . مجلة علوم الأرض والكوكب السنوية، 44، 381-408.
  22. ^ هوارد، إيه دي؛ مور، جيه إم؛ إروين، آر بي (2005). عصر نهائي مكثف من النشاط النهري الواسع الانتشار على المريخ المبكر: 1. شق شبكة الوادي والرواسب المرتبطة به. مجلة بحوث الجيوفيزياء، 110، E12S14، doi:10.1029/2005JE002459.
  23. ^ Fassett, CI; Head, JW (2008a). توقيت نشاط شبكة وادي المريخ: القيود المفروضة من عد الفوهات العازلة. Icarus، 195، 61–89.
  24. ^ Fassett, CI; Head, JW (2008b). البحيرات المفتوحة التي تغذيها شبكة الوادي على المريخ: التوزيع والآثار المترتبة على علم المياه السطحية وتحت السطحية في كوكب نوح. إيكاروس، 198، 37-56.
  25. ^ abc Scott, DH; Carr, MH (1978). خريطة جيولوجية للمريخ. سلسلة التحقيقات المتنوعة للمسح الجيولوجي الأمريكي، خريطة I-1083.
  26. ^ Werner, SC; Tanaka, KL (2011). إعادة تعريف حدود كثافة الحفرة والعمر المطلق للنظام الطبقي الزمني للمريخ. Icarus, 215, 603–607.
  27. ^ تاناكا، كيه إل وآخرون (2014). خريطة جيولوجية للمريخ. خريطة التحقيقات العلمية للمسح الجيولوجي الأمريكي رقم 3292، كتيب
  28. ^ Scott, DH; Tanaka, KL (1986). خريطة جيولوجية للمنطقة الاستوائية الغربية للمريخ. سلسلة التحقيقات المتنوعة للمسح الجيولوجي الأمريكي، الخريطة I–1802–A.
  29. ^ Greeley, R.; Guest, JE (1987). خريطة جيولوجية للمنطقة الاستوائية الشرقية للمريخ. سلسلة التحقيقات المتنوعة للمسح الجيولوجي الأمريكي، الخريطة I–1802–B.
  30. ^ McCord, TM et al. (1980). تعريف وتوصيف وحدات سطح المريخ العالمية: خرائط الوحدات الأولية. المؤتمر الحادي عشر لعلوم القمر والكواكب: هيوستن: تكساس، الملخص رقم 1249، ص 697-699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf.
  31. ^ جريلي، ر. (1994) المناظر الطبيعية الكوكبية، الطبعة الثانية؛ تشابمان وهول: نيويورك، ص 8 والشكل 1.6.
  32. ^ انظر Mutch, TA (1970). Geology of the Moon: A Stratigraphic View; Princeton University Press: Princeton, NJ, 324 pp. وWilhelms, DE (1987). The Geologic History of the Moon, USGS Professional Paper 1348; http://ser.sese.asu.edu/GHM/ لمراجعات حول هذا الموضوع.
  33. ^ Wilhelms, DE (1990). Geologic Mapping in Planetary Mapping, R. Greeley, RM Batson, Eds.; Cambridge University Press: Cambridge UK, p. 214.
  34. ^ تاناكا، كيه إل؛ سكوت، دي إتش؛ جريلي، آر. (1992). الطبقات الأرضية العالمية في المريخ، إتش إتش كيفر وآخرون ، محررون؛ مطبعة جامعة أريزونا: توسان، أريزونا، ص 345-382.
  35. ^ abc Nimmo, F.; Tanaka, K. (2005). "التطور المبكر للقشرة الأرضية للمريخ". Annu. Rev. Earth Planet. Sci . 33 : 133–161. Bibcode :2005AREPS..33..133N. doi :10.1146/annurev.earth.33.092203.122637.
  36. ^ اللجنة الدولية للطبقات الأرضية . "الخريطة الطبقية الدولية" (PDF) . تم استرجاعها في 2009-09-25 .
  37. ^ ab Eicher, DL; McAlester, AL (1980). تاريخ الأرض؛ برنتيس هول: إنجلوود كليفس، نيوجيرسي، ص 143-146، ISBN 0-13-390047-9 . 
  38. ^ ماسون، ب.؛ كار، م.ح.؛ كوستارد، ف.؛ جريلي، ر.؛ هاوبر، إي.؛ جومان، ر. (2001). "الأدلة الجيومورفولوجية على وجود الماء السائل". التسلسل الزمني وتطور المريخ . سلسلة علوم الفضاء التابعة للجمعية الدولية لعلوم الفضاء. المجلد 96. ص. 352. رمز الكتاب : 2001cem..book..333M. doi : 10.1007/978-94-017-1035-0_12. ISBN 978-90-481-5725-9. {{cite book}}: |journal=تم تجاهله ( مساعدة )
  39. ^ هارتمان، دبليو كيه؛ نيوكوم، جي. (2001). التسلسل الزمني لتكوين الفوهات وتطور المريخ. في التسلسل الزمني لتطور المريخ، كالينباخ، ر . وآخرون. محررون، مراجعات علوم الفضاء، 96: 105-164.
  40. ^ Frey, HV (2003). أحواض الاصطدام المدفونة والتاريخ المبكر للمريخ. المؤتمر الدولي السادس للمريخ، الملخص رقم 3104. http://www.lpi.usra.edu/meetings/sixthmars2003/pdf/3104.pdf.
  41. ^ ماسون، ب (1991). "طبقات المريخ - مراجعة قصيرة ووجهات نظر". مراجعات علوم الفضاء . 56 (1-2): 9-12. رمز Bibcode :1991SSRv...56....9M. doi :10.1007/bf00178385. S2CID  121719547.
  42. ^ تاناكا، كيه إل (2001). طبقات المريخ: ما نعرفه، وما لا نعرفه، وما نحتاج إلى القيام به. المؤتمر الثاني والثلاثون لعلوم القمر والكواكب، الملخص رقم 1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf.
  43. ^ كار، 2006، ص 41.
  44. ^ كار، 2006، ص 23.
  45. ^ كار، 2006، ص 24.
  46. ^ Davis, PA; Golombek, MP (1990). "انقطاعات في القشرة المريخية الضحلة في القمر، وسوريا، وسيناء بلانا". J. Geophys. Res . 95 (B9): 14231–14248. Bibcode :1990JGR....9514231D. doi :10.1029/jb095ib09p14231.
  47. ^ سيجورا، تي إل؛ وآخرون (2002). "التأثيرات البيئية للاصطدامات الكبيرة على المريخ". ساينس . 298 (5600): 1977–1980. رمز Bibcode :2002Sci...298.1977S. doi :10.1126/science.1073586. PMID  12471254. S2CID  12947335.
  48. ^ Melosh, HJ; Vickery, AM (1989). "Impact Erosion of the Primordial Martian Atmosphere". Nature . 338 (6215): 487–489. Bibcode :1989Natur.338..487M. doi :10.1038/338487a0. PMID  11536608. S2CID  4285528.
  49. ^ كار، 2006، ص 138، الشكل 6.23.
  50. ^ Squyres, SW; Clifford, SM; Kuzmin, RO; Zimbelman, JR; Costard, FM (1992). Ice in the Martian Regolith in Mars, HH Kieffer et al., Eds.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 523–554.
  51. ^ أبراموف، أو.؛ ​​مويزسيس، إس. جيه (2016). التأثيرات الحرارية للقصف الاصطدامي على المريخ النوحي. كوكب الأرض. Sci. Lett.، 442، 108-120.
  52. ^ أبراموف، أو.؛ ​​كرينج، دي إيه (2005). "النشاط الحراري المائي الناجم عن الاصطدام على المريخ المبكر". مجلة بحوث الجيوفيزياء . 110 (E12): E12S09. رمز Bibcode :2005JGRE..11012S09A. doi : 10.1029/2005JE002453 .
  53. ^ Golombek, MP; Bridges, NT (2000). تغير المناخ على المريخ المستنتج من معدلات التآكل في موقع هبوط مركبة Pathfinder على المريخ. المؤتمر الدولي الخامس على المريخ، 6057.
  54. ^ Andrews; Hanna, JC; Lewis, KW (2011). "علم المياه في المريخ المبكر: 2. التطور الهيدرولوجي في العصرين النوحي والهسبيري". J. Geophys. Res . 116 (E2): E02007. Bibcode :2011JGRE..116.2007A. doi : 10.1029/2010JE003709 .
  55. ^ Craddock, RA; Maxwell, TA (1993). "التطور الجيومورفولوجي لمرتفعات المريخ من خلال العمليات النهرية القديمة". J. Geophys. Res . 98 (E2): 3453–3468. Bibcode :1993JGR....98.3453C. doi :10.1029/92je02508.
  56. ^ هاريسون، كيه بي؛ جريم، آر إي (2005). "شبكات الوديان التي تتحكم فيها المياه الجوفية وانحدار الجريان السطحي على المريخ المبكر". مجلة الجيوفيزياء . 110 (E12): E12S16. رمز Bibcode :2005JGRE..11012S16H. doi : 10.1029/2005JE002455 .
  57. ^ Fassett, CI; Head, JW (2008). "Valley Network-Fed, Open-Basin Lakes on Mars: Distribution and Implications for Noachian Surface and Subsurface Hydrology". Icarus . 198 (1): 37–56. Bibcode :2008Icar..198...37F. CiteSeerX 10.1.1.455.713 . doi :10.1016/j.icarus.2008.06.016. 
  58. ^ كار، 2006، ص 160.
  59. ^ كار، 2006، ص 78.
  60. ^ Baker, VR; Strom, RG; Gulick, VC; Kargel, JS; Komatsu, G. (1991). "Ancient Oceans, Ice Sheets and the Hydrological Cycle on Mars". Nature . 352 (6336): 589–594. Bibcode :1991Natur.352..589B. doi :10.1038/352589a0. S2CID  4321529.
  61. ^ باركر، تي جيه؛ سوندرز، آر إس؛ شنيبرجر، دي إم (1989). "المورفولوجيا الانتقالية في منطقة غرب ديوترونيلوس مينساي على المريخ: الآثار المترتبة على تعديل حدود الأراضي المنخفضة/المرتفعة". إيكاروس . 82 (1): 111-145. رمز Bibcode :1989Icar...82..111P. doi :10.1016/0019-1035(89)90027-4.
  62. ^ Fairén, AG; Dohm, JM; Baker, VR; de Pablo, MA; Ruiz, J.; Ferris, J.; Anderson, RM (2003). "فيضانات متقطعة في السهول الشمالية للمريخ" (PDF) . إيكاروس . 165 (1): 53–67. رمز Bibcode :2003Icar..165...53F. doi :10.1016/s0019-1035(03)00144-1.
  63. ^ Malin, M.; Edgett, K. (1999). "المحيطات أو البحار في الأراضي المنخفضة الشمالية المريخية: اختبارات التصوير عالية الدقة للخطوط الساحلية المقترحة". Geophys. Res. Lett . 26 (19): 3049–3052. Bibcode :1999GeoRL..26.3049M. doi : 10.1029/1999gl002342 .
  64. ^ Ghatan, GJ; Zimbelman, JR (2006). "ندرة تضاريس البناء الساحلية المرشحة على طول الشواطئ المقترحة على المريخ: الآثار المترتبة على المحيط الذي يملأ الأراضي المنخفضة الشمالية". Icarus . 185 (1): 171–196. Bibcode :2006Icar..185..171G. doi :10.1016/j.icarus.2006.06.007.
  65. ^ مور، جيه إم؛ فيلهيلمس، دي إي (2001). "هيلاس كموقع محتمل لبحيرات قديمة مغطاة بالجليد على المريخ". إيكاروس . 154 (2): 258-276. رمز Bibcode :2001Icar..154..258M. doi :10.1006/icar.2001.6736. hdl : 2060/20020050249 .
  66. ^ فيليبس، آر جيه؛ وآخرون (2001). "الجيوديناميكا القديمة وعلم المياه على نطاق عالمي على المريخ". ساينس . 291 (5513): 2587–2591. رمز Bibcode :2001Sci...291.2587P. doi :10.1126/science.1058701. PMID  11283367. S2CID  36779757.
  67. ^ Mustard, JF; et al. (2005). "تنوع الزبرجد والبيروكسين في قشرة المريخ". Science . 307 (5715): 1594–1597. Bibcode :2005Sci...307.1594M. doi : 10.1126/science.1109098 . PMID  15718427. S2CID  15548016.
  68. ^ كار، 2006، ص 16-17.
  69. ^ كارتر جيه؛ بوليت ف؛ أودي أ؛ بيبرينج جيه-بي؛ مورشي س. (2011). التوزيع العالمي وتكوين وتكوين المعادن المائية على المريخ: إعادة تقييم. المؤتمر الثاني والأربعون لعلوم القمر والكواكب، معهد علوم القمر: هيوستن، تكساس، الملخص رقم 2593. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2593.pdf.
  70. ^ Rogers, AD; Fergason, RL (2011). "Regional-Scale Stratigraphy of Surface Units in Tyrrhena and Iapygia Terrae, Mars: Insights into Highland Crustal Evolution and Alteration History". J. Geophys. Res . 116 (E8): E08005. Bibcode :2011JGRE..116.8005R. doi : 10.1029/2010JE003772 .
فهرس
  • كار، مايكل، هـ. (2006). سطح المريخ؛ مطبعة جامعة كامبريدج: كامبريدج، المملكة المتحدة، ISBN 978-0-521-87201-0 . 

قراءة إضافية

  • بويس، جوزيف، م. (2008). كتاب المريخ التابع لمؤسسة سميثسونيان؛ كونيكي وكونيكي: أولد سيبروك، كونيتيكت، رقم ISBN 978-1-58834-074-0 
  • هارتمان، ويليام، ك. (2003). دليل المسافر إلى المريخ: المناظر الطبيعية الغامضة للكوكب الأحمر؛ ووركمان: نيويورك، ISBN 0-7611-2606-6 . 
  • مورتون، أوليفر (2003). رسم خرائط المريخ: العلم والخيال وولادة عالم؛ بيكادور: نيويورك، ISBN 0-312-42261-X . 
تم الاسترجاع من "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=نوح&oldid=1231387938"
Original text
Rate this translation
Your feedback will be used to help improve Google Translate